Evolucja Gwiazd: od Nepuli do Supernawy i dalej

Urodzenie: od chmury molekułowej do protostaru

Gwiazdy urodzają, gdy obszar gigantycznej chmury molekularnej — ogromnej, zimnej chmury gazu wodorowego i pyłu rozciągającej się na setki lat świetlnych — krasnije pod wpływem własnego grawitacji po tym, jak masa jej przekroczy masę Jeansa. W trakcie krasnienia się ono fragmentuje na klumpi, które ciepłują, gdy energia grawitacyjna konwertuje się w energię termiczną, tworząc protostar zacieniony gazem i pyłem, niezauważalny dla optycznych długowavelowych. Gdy temperatura jądra osiągnie około 10 milionów kelwin, fuzja wodoru zapala się i gwiazda dołącza do głównego szeregu — proces ten trwa od 10⁴ do 10⁶ lat dla gwiazdy o masie słońca. Poniżej około 0,08 masy słońca jądro nigdy nie dostaje się do temperatury wystarczającej do fuzji wodoru i obiekt staje się zamiast tego dwarfem brunatnym.

Sekwencja główny: fuzja przeciwko grawitacji

Gwiazda spędzi większość swojego życia w równowadze hidrostatycznej, gdzie ciśnienie z fuzji dokładnie przeważy grawitację. Gwiazdy podobne do Słońca fuzjonują głównie hydrogen poprzez szlak proton-protonowy, wydzielając około 26,7 MeV na reakcję — Słońce konwertuje około 600 milionów ton węglowodoru na hel co sekundę. Gwiazdy o większej masie wykonują zamiast tego szybszy cykl CNO. Jaskrawość skali się przybliżająco jak masa do potęgi 3,5–4, więc gwiazda dziesięciokrotnie cięższa od Słońca jest około 3000 razy jaskrowa — i spala swoją paliwo o 3000 razy szybszy tempie, skracając swoje życie na sekwencji główny do około 1/300 z ok. 10 miliardów lat Słońca.

4 ¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2ν_e + 2γ      ΔE ≈ 26.7 MeV
Mass-luminosity relation:  L ∝ M^3.5-4
O-type star (>16 M☉): lifetime ~3-10 Myr → black hole
G-type (Sun, ~1 M☉):   lifetime ~7-12 Gyr → white dwarf

Diagram Hertzsprunga-Russella

W latach 1911–1913 Ejnar Hertzsprung i Henry Norris Russell niezależnie odkryli, że rysowanie gwiazd według temperatury powierzchniowej przeciwko jasności tworzy ciekawą, nielosową wzór — większość gwiazd leży na przekątnym pasie, głównej sekwencji. Gwiazdy gigantów i supergigantów zająują prawą górną część diagramu (duże, chłodne, jasne — gwiazdy, które wyrosły poza główną sekwencję), podczas gdy gwiazdy białych dżdżowników leżą w dolnej lewej części (małe, ciepłe, słabe — jądro zgaszone). Nasz Słońc to gwiazda typu G o temperaturze powierzchniowej około 5778 K.

Zgon: trzy różne kończenia

Gdy gwiazda o mase od niskiej do średniej wyczerpuje tlenek w jej jądrze, rozprzestrzenia się i staje się czerwonym gigantem — Słońce rozrośnie się około 100–200 razy swojego obecnego promienia w ciągu około 5 miliardów lat. Gwiazdy o masie poniżej około 8 solarnych nigdy nie podpalają fuzji karbonowej; zamiast tego zdejmują swoją warstwę jako nebulę planetarna, ukazując na jej miejscu biały dżdżownik wsparty przez ciśnienie degeneracji elektronowej, ograniczony granicą Chandrasekhar'a o masie 1.4 solarnych. Gwiazdy powyżej około 8 solarnych rozwijają strukturę warstwioną z kolejno mniej ciężkich elementów wokół niewymienionej jądra zfebrycznego oksidu żelaza; gdy to jądro przekroczy masę Chandrasekhar'a, zanika podczas sekundy i odzyskuje się jako supernawa koreowa, zostawiając za sobą dżdżownik neutronowy (do granic Tolmana-Oppenheima-Volkoffa o masej do około 3 solarnych i gęstości 4×10¹⁷ kg/m³) lub powyżej tego — czarną dziurę masę gwiazdową. Drogocennie rotujące, silnie magnetyzowane dżdżowniki neutronowe wykrywane są na Ziemi jako pulsary — pierwszy z nich, PSR B1919+21, został odkryty w 1967 roku.

Synteza jądrowa: gwiazdy budują tablicę okresową

Wielki Wybuch stworzył tylko tlen, węgiel i śladowe lihid — każdy element cięższy niż hydrogen i helium powstał w gwiazdach. Węgiel, tlen i elementy do jodu pochodzą z kolejnych faz fuzji; elementy do bismutu tworzą się poprzez wolne zapanowanie neutronów (proces s) w gwiazdach AGN; a elementy cięższe niż jód — złoto, platynum, uran — pochodzą z szybkiego zapanowania neutronów (proces r) w supernawach korekcyjnych i, potwierdzony w 2017 roku detekcją LIGO GW170817, w połączeniach gwiazd neutronowych. Złoto w Twoim klejnocie najprawdopodobniej było wyprodukowane podczas jednego z tych połączeń.

Często zadawane pytania

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Star Evolution i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.